říše hvězd
4 1959
hvězd
iíše
OBSAH ROČNÍK 40 -
ČíSLO 4
DÁNO DO TISKU 3. BŘEZNA 1959
VYŠLO 4. DUBNA 1959
R.
Rajchl:
O
dvoumetrovém
Zeissovu universálním telesko
Řídí redakční rada:
pu -
.J osef M. MOHR (vedoucí redaktor) ,
.Jiří
V. Hambálek a D. Kaláb: rplanety
Jupitera
CEPLECHA, Viera HULINSKÁ, František
v letech 1953- 58 -
Drobné
KADAVÝ,
zprávy -
BOUŠKA
(výkonný
reda ktor),
Miloslav
Zdeněk
KOPECKÝ ,
Luisa
Pozorování
Technický koutek -
LANDOVÁ-ŠTYCHOVÁ. Bohumil MALE
ČEK. Oto OBŮRKA , Zdeňka PLAVCOVÁ
Nové knihy a publikace
T echnická redaktorka
Drahomíra HROCHOVÁ
COJlEP)KAHY:IE
Na první
straně
obálky:
P P aI1XJT b: Y'BHB1epCaJlbHblH TeJI·e
Mlhovina v Orionu reprodtíkov aná reliéfní metodou, Bylo užito negativů, ,'ZÍskaného 60palcovým Teflektorem na Mt Wilsonu. (Ke zprávě na str. 77.) Na
čtwté straně
UeH{:{:a
HM eloLUHH
MeTpe )lBa MeT'P,a. -
B J:,H>a-
B Xa lM6aJIex,
Jl KaJTa6: H .aIÓJllO)leHlUI ITJTalHeTbl
obálky:
Aparatura k hliníkování zrcadel ve vysokém vakuu Zeissových závodů
v
eXOTI
lOoHTepal B
1953- 1958 rr - Ko
pOTKHe H3BeCTlH! -
TIťXH;l1 lreC'XaH
Jeně,
Příspěvky
časopisu
zasílejte
na redakci Říše hvězd, Praha 16 Smíchov, Švédská 8 (Astronomic ký ústav university Karlovy),
telefon čís. 403-95.
I
vychází dvanáctkrát
CONTENTS
roč
Dotazy, objednávky a reklamace,
týkající se časopisu, vyřizuje každý
p(')štovní úřad i poštovní doručovatel.
Rozšiřuje
poštovní novinová služba.
Redakční
uzávěrka
dého
lly6JTHKaUIHI
R. Rajchl: About the 2m Zeiss
Říše hvězd ně.
do
měsíce.
V. Hambálek and
D. Kaláb: Observation of Ju piter in the Years 1953-1958 Astronomical News -
Techni
čísla
je 1. kaž
Rukopisy a obrázky se
nevracejí, za odbornou správnost od
povídá autor. Cena jednotlivého
výtisku
Reflector -
Kčs
2,-.
cal Hints -
N ew Books and
Publications
o
DVOUMETROVÉM ZEISSOVU UNIVERSÁLNÍM TELESKOPU ROSTISLAV
RAJCHL
V roce 1948 obrátili se hvězdáři z berlínské Akademie věd na Zeissovy závody v Jeně s požadavkem nikoli skromným: Zhotovit pro budoucí hvězdárnu této Akademie velký zrcadlový teleskop, u něhož by pomocí známých optických systémů mohlo být ohnisko hlavního zrcadla prodlou ženo či zkráceno podle okamžité potřeby pozorovatele a to v širokých mezích astronomické praxe. od krátkofokálního a velmi světelného typu až po typ dlouhofokální. Mělo jít nejen o největší dalekohled, který byl dosud u Zeisse objednán. ale i o dalekohled v pravém slová smyslu universální a to v míře dosud nikde neuskutečněné. Úkolu se nejprve chopil teoretický optik Zeissových závodů. Z jeho vý počtů vyšly první obrysy požadovaného ideálu optické universálnosti: Pro hlavní zrcadlo profil kulový, průměr 208 cm, síla 32 cm, poloměr křivosti 8 metrů. Pro typ krátkofokální: Systém primárního ohniska o délce 4 m a systém Schmidtův o ohnisku 4 m s kombinací s vyklenutou fotografickou deskou rozměrů 24 X 24 cm. Pro typ dlouhofokální: Systém Cassegrainův o výsledném ohnisku 20 metrů a systém coudé o výsledném ohnisku 92 metry. Praktického uskutečnění těchto čtyř optických kombinací se mělo dosáhnout tím, že u systému prvního. se před ohnisko hlavního zrcadla vloží dvojitá korekční čočka průměru 200 mm, která odstraní chyby sférického zrcadla (obr. 1a). U systému Schmidtova se ve vzdálenosti poloměru křivosti vloží Schmid tova korekční čočka průměru 1,34 m a síly 3,8 cm (obr. lb). U systému Cassegrainova se před ohnisko. hlavního zrcadla a ve vzdálenosti 3,2 m od tohoto zrcadla vloží pomocné hyperbolické zrcadlo, přehnaně deformované, o průměru 400 mm - přehnaně proto, že nutno také odstraniti chybu vzniklou tím, že hlavní zrcadlo je nikoli parabolické jako obvykle, nýbrž kulové. Protože o tomto hlavním zrcadle se dále předpokládalo, že nebude
Q
l~
-
- -._
6--._.: <} Obr. 1.
Složk~
optické universálnosti dvoumetrového teleskopu
65
opatřeno středovým
otvorem, bylo třeba ještě svést paprsky odražené od pomocného zrcadla pomocí rovinného zrcátka směrem kolmým k optické ose a vyvést je stranou tubusu (obr. 1c). U systému coudé se místo po mocného zrcadla Cassegrainova vloží zrcadlo hyperbolické, opět přehnaně deformované, a paprsky od něj odražené se svedou čtyřnásobným odrazem od čtyř rovinných zrcadel (obr. 1d) do potřebného směru a místa, kde tak dlouhé ohnisko možno prakticky využít (dutou polární osou do sklepní místnosti pod kopulí). Tyto složky optické universálnosti vyšly tedy z výpočtů teoretického optika. Dostaly se do rukou dalším odborníkům Zeissových závodů: sta tikovi a konstruktérovi. Ti měli práci mnohem nesnadnější: Musili tyto optické složky doslova zhmotnit, tj. promítnout do výkresů takového tu busu a takové mont:íže, které mimo obvyklých požadavků kladených na velké teleskopy musely být s to uskutečnit také úkol další, přeměnu jedné optické varianty ve variantu druhou, a to pokud možno rychle a bez větší námahy pro pozorovatele. ' Po dlouhých úvahách a výpočtech vznikly takto skutečné obrysy tubusu i montáže. Schematicky je naznačuje obr. 2. Avšak výkresy podrobností nabyly počtu pro laika nepředstavitelného. Nešlo tu jen o detaily vlastního tubusu a vlastní montáže. ~lo o celou řadu předběžných zařízení a pří pravků, stejně mohutných a složitých jako dílo samo. Dnes po deseti letech práce, kdy tyto "přípravky" jsou většinou už hotové, můžeme si učinit konkrétní představu o důkladnosti, s jakou pracovníci Zeissových závodů k dílu přistoupili. V roce 1948 se tyto nezbytnosti okolo velkého universál ního teleskopu mnohdy ztrácely ve více méně jasné perspektivě budoucího řešenÍ. A tím více musíme obdivovat odvahu vedoucích míst, především vlády NDR, které se nezalekly potřebných nákladů, nýbrž je přislíbily a nakonec i zajistily. A tak v těchto deseti letech byla speciálně k účelům tohoto dvoumetro vého teleskopu postavena zvláštní dílna s nejmodernějším brousicím stro jem pro zrcadla takového průměru; byla konstruována pojízdná zařízení, která dovedla zrcadlo uprostřed práce uchopit, dopravit na žádané místo a postavit přesně do polohy, jak to vyžadují potřebné zkoušky (obr. na 3. str. přílohy); byla vybudována zvláštní prostorná místnost pro optické zkoušky velkých zrcadel, místnost vybavená dvojitými stěnami a ter mostatickým zařízením na udržo vání teploty v mezích ± 1 0 ; byla postavena montážní hala stejně vy soká jako budoucí kopule, opatřena odsuvnou střechou a betonovými základy pro uložení ložisek montáže, opět stejně jako v budoucí kopuli, nadto pak vyzbrojená speciálními jeřáby o nosnosti 8000 a 32 000 kg, jejíž pohyb je ovládán elektricky a Obr. 2. Schematický nákres daleko hledu 6 montáží a kopulí
65
v petřebné míře přesnosti a jemnosti. Bylo vyvinuto a vyrobeno neobyčejně zajímavé a důmyslné zařízení na pohliníkování zrcadla ve vysokém vakuu (0,00001 mm Hg), napařovací to aparatura nejmedernějšího provedení (ebr. na 4. str. obálky), v jejíž blízkosti stojí čtyři velké nádrže, kde možno zrcadlo bud' očistit před pohliníkováním nebo. po jeho skončení ztvrdit elektrochemickým způsobem vrstvu čistého hliníku o síle 0,0007 mm. A ko nečně byl vyvinut a vlastními silami zhotoven stroj na řezání zubů šne kových kolo průměru 1 až 2,5 metru, jakož i další pomocné přístreje a zařízení, jichž si vyžádá tak jemný a křehký kotouč, jakým je dvou metrové zrcadlo a tak těžké seučástky dalekohledu i montáže, jako např. polární esa, která sama váží 14000 kg (obr. 3). Než toto všechno bylo vy budováno a zhotoveno, byla největší po.zornost odborníků Zeissových zá vodů zaostřena na srdce celého přístroje hlavní zrcadlo. Když odborníci přistupovali k řešení podro.bností jeho velikosti i tvaru, mehli čerpat z bo hatých zkušeno.stí, jež získali Američané s pětimetrovým zrcadlem palo marským. Šlo hlavně o. zkušenosti, které vyplynuly z vlivů změn teplotních a ze způsobu uložení zrcadla na konci tubusu. Palomarské zrcadlo je buň kevé struktury, odborníci Zeissových závodů se však rozhodli pro zrcadlo plné; avšak teprve poté, když dokonale početně o.vládli míru deformace jeho povrchu vlivem dvou okolností: teploty a vlastního průhybu. Tak dostaly známé jenské Scho.ttovy sklárny největší zakázku od dob svého založení: ko.touč ze skla KZ 7 o váze 2750 kg. Když byl konečně ulit, musel chladnout plných 100 dní. Poto.m teprve byl po. obou stranách vy broušen a vyleštěn, aby v polarisovaném světle ukázal svoji homogenitu a vnitřní pnutí (obr. na 2. str. přílohy). Zkoušky depadly do.bře a tak bylo. započato s broušením a leštěním po.vrchu do přesně kulo.vého tvaru. Pak přišel na řadu o.pět konstruktér. Musil promyslet a propracovat způsob, jak zrcadlo uchytit na konci tubusu. Šlo o to, aby celá jeho hmota byla ve všech po.zorovacích směrech do.konale vnitřně vyvážena, aby ne došlo k prohýbání zrcadlící plochy a při tom aby bylo. možno zamířit její -, optickou osu přesně do žádaného směru. Za tím účelem bylo do zadní strany zrcadla zatmeleno 18 úchytných tyčí, hmotných to. těžišť (tzv. Besselo vých bodů) osmnácti statických trojúhelníků, na něž je hmota zrcadla teoreticky rozdělena; a těchto. 18 tyčí bylo uchyceno ve dně tubusu pomocí 18 vyvažovacích systémů. Aby byl snížen na míru pokud možno nejmenší vliv tepelných změn po. dobu po.z-o rování, byla učiněna celá řada opatření jak v případě zrcadla samého. (aby nedošla k znehodnocení obrazu vlivem deformace jeho okra jových partií), tak i pokud jde o správnou optickou souhru se zrcadly po mocnými, případně s fotografickou deskou. Zde se konstruktér spolehl na kov nejméně podléhající vlivu teplotních změn, na invar. Čtyři invaro.vé tyče, pevně zako.tvené v střední části tubusu, jsou jediným tuhým spaio vacím článkem mezi hlavním zrcadlem na straně jedné a ostatními eptic kými částmi na straně druhé, kde systém páček provádí vlastní vykompen sování příslušných držáků vedených v rybinách tubusu. K této. kampensaci ve směru podél optické osy přijde pak kompensace vertikální, která musí vyro.vnat průhyby vlastní hmoty tubusu. Nejde o hmotu malou. Tubus ie sešraubován z pěti čtyřhranných dílů o straně takřka 3 m, z nichž každý je snýtován a svařen z ocelového plechu síly asi 2 cm, o.patřen žebry, dvo jitým pláštěm a na povrchu isolační vrstvou. 67
Obr. 3. DuLá polární osa o vá ze 14 tun s připev něným prodloužením pro uchy cení šnekového k ola a kuličkového ložiska
Obr. 1,. Vrchní čás.t montáže. Na vidlici se právě 'nasazuje střední díl tubusu s ložisky deklinační osy. V pozad~ zúžený konec polární osy
Jak vidět, hraje .tubus Zeissova universálního teleskopu úlohu jakéhosi obalu, který má jednak mechanicky zpevnit to, na co čtyři invarové tyče nestačí, jednak má ochránit citlivé součástky uvnitř od náhlých teplotních výkyvů. Má však splnit ještě úkol další: Stát se vlastním nositelem me chanické přeměny jednoho optického systému v systém druhý. Prakticky to znamená, že musí být tak konstrukčně vybaven, aby ,b ylo možno snadno a ·rychle odstranit držáky s pomocným zrcadlem systému předcházejícího a nahradit je držáky s .pomocným zrcadlem systému žádaného. Bez spolupráce lidské ruky by sám mechanismus pák a kladek tento úkol nesplnil. Proto je v tubusu pamatováno na koleje pro zvláštní valivý můstek, po němž může při pevně zakotveném dalekohledu vstoupit dovnitř mechanik a připravit či dokončit práci pomocného jeřábu visícího s vnitřní stěny kopule. Když je takto pomocné zrcadlo vyměněno, stačí již jen zmáčknout knoflík, aby elektromotory uvedly v pohyb příslušné vyvažo vací zařízení umístěné v rozích čtyřhranného tubusu, čímž se docílí po třebného vyvážení, a doostřit nebo zrektifikovat polohupomoCl1ého zrcadla, nebylo-li docíleno Ihned žádané optické souhry. Zvlášť potřebná je tato dálková rektifikace u kasety umístěné v ohnisku Schmidtova systému. Fokusace, centrace i odexponování této kasety je
68
samo o sobě mistrovským dílem jemné mechaniky, a přece důmyslnost a elegance řešení je ještě překonána v provedení způsobu, jak tuto kasetu dostat na patřičné místo optické osy. Toto místo je totiž uvnitř tubusu, mimo dosah lidské ruky; na druhé straně je 'předpokladem práce rychlá a bezpečná výměna exponované desky deskou novou. Jak se s touto otázkou vypořádali konstruktéři Zeissových závodů? Volili ovládání ze dvou protilehlých otvorů v tubusu. Jedním z těchto otvorů možno vložit kasetu jednu, druhým kasetu druhou. Pod každým otvorem "číhá" držák, připravený uchopit vkládanou kasetu p"evně a bez pečně několikeré zajištění mechanické i elektromagnetické dává této bezpečnosti konkrétní pojem jistoty, jaké je tu naprosto třeba, aby se kaseta v nakloněném nebo někdy svislém tubusu neuvolnila a svým pádem nepoškodila nebo dokonce nezničila hlavní zrcadlo. Každý držák je nesen dlouhým r'amenem, které po zmáčknutí příslušného knoflíku dopravíka setu nejprve dovnitř tubusu, do jeho osy, načež pohybem podél této osy směrem k zrcadlu ji přiblíží k potřebnému místu a při tiskne k rámu tam namontovanému. Rektifikaci i exponování možno provést jinými knoflíky, načež rameno držák kasety opět uvolní, odsune a přiklopí zpět k otvoru tubusu, kde kaseta může být po odjištění opět vyňata. Pak je k disposici držák druhý na protilehlém konci tubusu. Za autorova pobytu v dílnách Zeissových závodů v září 1958 právě zkou šen funkci těchto ramen. Jako roboti poslušní do všech důsledků lidského příkazu konala ramena zcela bezpečně tento dvojí pohyb od tubusu k ohnisku a zpět, pohyb komplikovaný ještě okolností, že začít i skončit nutno pomalu a tedy jaksi " opatrně", zatímco mezi těmito koncovými polohami nutno přidat na hybnosti, aby se zbytečně neztrácel čas mezi dvěma po sobě jdoucími exposicemi. Toto složité elektromechanické provedení fotografických exposic při chází v úvahu jen při systému Schmidtovu. Proto také finančn"ě "zdražuje" tuto část universálnosti. K její nákladnosti pak nadto ještě přispívá po třebná korekční ' čočka, k jejímuž zhotovení bylo použito původní Schmid tovy metody. Planparalelně vybroušená a vyleštěná korekční deska se položí svým okrajem na vydutou silnostěnnou kovovou misku, z níž se od saje vzduch až na určitý předem pečlivě vypočtený tlak. Přisátá korekční deska se vlivem přetlaku vnějšího vzduchu prohne opět na předem vypo čtenou míru, která se stále kontroluje pomocnými tlakoměry na okraji misky. Takto připravená korekční deska se upevní na brousicí stroj, kde je opracovávána brousicími matricemi s kulovým profilem. Po vyleštění se částečné vakuum opět odstraní a deska, nyní už "narovnaná", musí mít žádaný optický profi!. Zadní díl tubusu (obr. na 3. str. přílohy) drží pomocí zmíněných 18 vyvažovacích systémů hlavní zrcadlo (na obr. zrcadlo i vy važovací systémy chybí), před nímž je namontována clonka ve formě 12 segmentů ovládaných elektromechanicky (na obr. vidět z nich čtyři). Clonka má chránit zrcadlo před prachem, který vnikl do tubusu přesto, že v p,řední části tubusu je učiněno podobné ochranné opatření. Co do mohutnosti i přesnosti se tubusu vyrovná montáž dalekohledu. Mohutná vidlice, rovněž sešroubovaná z několika dílů, je ,z jedné strany ukončena ložisky deklinační osy, trčíGÍ ze s tředního díl u tubusu (o br. 4), z druhé strany nachází prodloužení v polární ose (na óbr. 4 vyčnívá její 69
část v pozadí, c~lá osa je patrna na obr. 3). Deklinační osa, vidlice i polární osa jsou duté, aby jimi mohly procházet paprsky systému Cassegrainova (deklinační osou) nebo coudé (deklinační osou, vidlicí a polární osou). Celá váha tubusu i montáže - celkem 24 tun - spočívá na ložisku pod vidlicí, založeném na principu klouzání dvou kulových, do sebe zapadajících ploch voleji, jehož tlak se automaticky vyrovnává podle vnějších činitelů (teploty apod.). Spodní část polární osy spočívá na nožním kuličkovém ložisku, zapuštěném v kulovém vrchlíku, jenž je posouvatelný v rozsahu ± 9 cm, aby bylo možno nastavit polohu světového pólu. V této části nese polární osa šnekové kolo o průměru 2,5 m, které si samo řídí hloubku zá běru šneku, a to zvláštním kruhovým prstencem vysoustruhovaným blíže obvodu s přesností centrace na tisícinu mm. Tímto šnekem a pomocí 4 dife renciálů možno udělit polární ose celkem pět různých pohybů: pohyb hrubý pro nastavení dalekohledu v rektascensi, dva stupně pohybu jemného pro pointování při typu krátkofokálním a dva stupně pohybu nejjemnějšího pro práci se systémy dlouhofokálními. Denní pohyb polární osy je kontro lován dvojsekundovými impulsy astronomických hodin v čase středním i hvězdném, a to pomocí známé Zeissovy sekundové kontroly "Uhrgan". Dvoumetrový Zeissův universální teleskop se ovšem těší zaslouženému zájmu odborníků na celém světě. Vysoce je oceňováno opticky odvážné řešení, stejně jako praktické provedení mnoha detailů, které v mysli Zeisso vých konstruktérů - především šéfkonstruktéra teleskopu Alfreda J en sche, na jehož bedra je vloženo nejtěžší břímě odpovědnosti za zdar celého díla - a v rukou zkušených Zeissových dělníků vyspěly v hotové triumfy jemné mechaniky. Dalekohled má být postaven v roce 1960 v Tautenbur ském lese v blízkosti Jeny. Zde už roste zdivo budoucí největší německé hvězdárny, vědeckého ústavu, který se může stát symbolem spolupráce hvězdářů z obou německých států. Na vlastním dalekohledu se zatím do končují v dílnách Zeissových závodů poslední práce, jednotlivé součástky se lakují, aby mohly být sestaveny ke komplexnímu vyzkoušení na hvězdné obloze pod odsuvnou střechou velké montážní haly. Avšak všechny náznaky už dnes ukazují, že dvoumetrový Zeissův tele skop ve své plné universálnosti zůstane výtvorem unikátním. Ukazuje se totiž, že praktické využití všech možností, jež dalekohled poskytuje, není úměrno námaze a nákladům, které byly nezbytné pro jeho vytvoření. Uka zuje se také, že by došlo k podstatnému zjednodušení konstrukce i nákladů, kdyby se něco slevilo z nároků na universálnost, jak s nimi vystoupili vědci berlínské Akademie věd v roce 1948. Tímto ústupkem v zájmu přístupnější ceny by byl ovšem systém Schmidtův, který by vůbec odpadl; současně by se hlavní zrcadlo mohlo provrtat středovým otvorem pro přímočaré vy vedení paprsků u dlouhofokálního systému Cassegrainova, a montáž vidli cová by se nahradila montáží anglickou, kterou by prošly paprsky systému coudé k využití v místnostech pod kopulí. Zeissovy závody už pracují na podrobnostech takového zjednodušeného teleskopu. O nový typ je už dnes značný zájem mezi astronomy. Také naše Akademie věd se o jeho zakoupení vážně zajímá. Dojde-li k tomu, bude to znamenat důstojné dovršení budovatelských snah naší profesionální astro nomie a observatoři v Ondřejově bude umožněno stát se tím, čím se stát chce: astronomickým střediskem významu světového.
70
POZOROVÁNÍ rLANETY JUPITERA
V LETECH 1953-1958
VíTĚZSLAV
HAMBÁLEK
a
DU~AN
KALÁB
V uplynulých pěti letech, kdy jsme se systematicky zabývali pozoro váním planety Jupitera, shromáždili jsme poměrně rozsáhlý pozorovací materiál. O některých výsledcích svých pozorováni jsme uveřejnili krátké zprávy v Říši hvězd a V Uranii (1955-56). V následující práci shrnujeme výsledky zpracování celého pozorovacího materiálu. Metodika pozorování. K vizuálnímu pozorování jsme používali 330mm reflektoru (F = 3100 mm, zvětšení: 120, 208, 320 X) a 100mm reflektoru (F = 1000 mm, zvětšení: 143 X). Ve spojení s hlavním reflektorem jsme použili též vláknového mikrometru. Fotografické práce jsme prováděli rovněž hlavním reflektorem, v ohnisku prodlouženém Barlow:ovou čočkou na 15 m, za použití planetární fotokomory dle Gramatzkiho. Na pozorová ních se podíleli V. Hambálek, D. Kaláb, A. Neckař, V. Pavlát, P. Sommer, V. Zbořil a V. Znojil. Získali jsme celkem 186 kreseb planety Jupitera na předtištěné kreslen ky formátu A 6 (polární průměr kotoučku 62 mm). U každé kresby jsme zaznamenali datum, čas, centrální poledník v obou rotačních systémech Jupitera, přístroj, pozorovatele a ocenění kresby. Pozorovací podmínky činily průměrně 3-4 v pětidílné stupnici (l-nejhorší, 5 - nejlepší). Vlastní pozorov ání. Nejvýraznějším o:b jektem během celého pozoro vacího období byl na Jupiteru NEB (severní rovníkový pás). Jevil též výraznou vnitřní strukturu. Podrobné sledování objektů v NEB jsme pro váděli v r. 1958 (ŘH, 11/1958). Výsledky pozorování tohoto pásu v uply nulých pěti letech ukazují zajímavou závislost mezi jovigrafickou šířkou a tloušťkou NEB. Z grafu 1 (1 - jovigrafická šířka NEB, 2 - tloušťka NEB v dílcích [polární průměr Jupitera je roven 100 dílkům]) vyplývá, že v uvedeném pozorovacím období tloušťka NEB s rostoucí jovigrafickou šířkou klesala. Mikrometrická měření, jež jsme provedli, tyto výsledky potvrzují (ŘH, 11/1958).
~:!
13·
- - -\
12· 11·
STB SEB -J4· - 15·
-JJ.
\ \ \
-J1' -12·
-JO·
\""
10· S"
'....
8·
2
-
"
r 1953
54
-«"
-32" -13·
55
Graf 1.
55
57
58
-ft".
-29· -10·
-28· - 9·
, SEB '" '/ STB
-21" -8·
-26· -1"1
1953
5<
55
56
57
58
Graf 2.
71
Dalšími výraznými objekty na Jupiteru byly SEB (jižní rovníkový pás) a STB (jižní mírný pás). Viditelnost SEB se během pozorovacího období značně měnila. V roce 1955 byla jeho viditelnost nejslabší, což potvrzují též získané fotografie. Několikrát jsme pozorovali též charakteristické zdvojení tohoto pásu, jež 'bylo zvláště dobře patrné v roce 1958. Pás STB prošel v plynulých letech značnými změnami. Často jsme v něm pozoro vali typické vřetenovité skvrny, zvláště v letech 1953/54 a 1958. Také tento pás je zachycen na fotografiích, zvláště v r. 1956. V grafu 2. je vyjádřena závislost jovigrafické šířky SEB a STB na čase. Z grafu 2 je patrno, že jovigrafická šířka SEB a STB v uvedeném období klesala (pásy se blížily rovníku planety), při čemž vzdálenost těchto pásů od NEB zůstávala přibližně konstantní. Kolísání hodnot jovigrafické šířky SEB a STB v jednotlivých letech může být způsobeno jednak pozorovací chybou, a u SEB též tím, že občas pozorujeme jen jednu z jeho složek. Z počátku pozorovacího období byly viditelné vedlejší tmavé pásy jak na severu, tak i na jihu, při čemž bylo patrné zmnožování těchto pásů do několika par'alelních složek. Koncem období byla viditelnost těchto pásů horší a multiplikace nebyla patrná. Rovníkový pás EB nejevil nikdy multiplikaci. Po délce byl často přerušovaný. K zajímavým objektům na Jupiteru patří rudá skvrna. Byla viditelná během celého pozorovacího období. Její polohu jsme však přesně určili pouze ve čtyřech letech: 1954: 292°, 1955: 296°, 1957: 312° a 1958: 317° jovigr. délky. Jovigrafická délka je vztažena na střed rudé skvrny a platí pro II. rotační systém Jupitera. Průměrný denní pohyb rudé skvrny vůči II. rotačnímu systému činí 0,016°. Naše pozorování poloh a pohybu rudé skvrny se shodují s výsledky, uveřejněnými W. LOberingem (Die Sterne) 1957; Astronomische Nach richten) 1958). Z našich pozorovatelů udávají obdobné hodnoty P. Příhoda a V. Havelka (ŘH, 1956). V roce 1954 byla rudá skvrna poměrně nevý razným objektem, stejně jako v roce 1956. V ostatních letech byla tvarem i zbarvením normální. Novým objektem na Jupiteru byla v roce 1956 velká šedá skvrna, obje vená P. Příhodou na Lidové hvězdárně v Praze (ŘH, 1956). Tuto skvrnu jsme pozorovali v březnu a dubnu 1956, kdy její jovigrafická délka středu činila asi 192° (v I. rotačním systému Jupitera). Jovigrafická šířka středu této skvrny činila 19°. Vlastní délka skvrny obnášela asi 30°, šířka 15°. Skvrna byla velmi tmavá (jako NEB), takže je velmi dobře patrná i na fotografiích z tohoto období. Byla patrná též na snímcích v infračerveném světle (Urania, 1956). V roce 1954 jsme v blízkosti rudé skvrny pozorovali oválnou bělošedou skvrnu. V prvním čtvrtletí byla velmi výrazným objek tem (ŘH, 1955). Pozorovatelnost těchto skvrn nepřesáhla dobu jednoho roku. V roce 1953 a 1954 jsme pozorovali na Jupiteru výrazné bílé skvrny perleťového lesku. Skvrny byly pozorovány většinou poblíž centrálního poledníku. Na jedné kresbě jsou průměrně dvě zakreslené skvrny. Skvrny se nacházely nej častěji na okraji NEB v EZ (rovníková zóna) a NTrZ (severní tropická zóna), nebo na okraji SEB v.EZ. Jejich vlastní průměr činil přibližně 11°. Skvrny byly obvykle kruhovitého tvaru. V ostatních letech jsme bílé skvrny tohoto typu nepozorovali. 72
Nahoře
snímek sodíkového oblaku" vytvořeného sovětskou kosmickou raketou, dole fotografie) která se mylně vydávala za snímek tohoto oblaku. (Ke zprá·vě na str. 76.)
Zkoušení hlavního zrcadla dvoumetrové ho da l ekohledu v polarizovaném světle (Rep1'odukce původníc h fotografii se s'Do lením Z eissových zát ; oc!ů v J eně)
Nahoře
hledu
pofízdné zaříz ení k justaci hlavního zrcadla dvoumet'rov ého dal eko zkotdkách . Dole zadní díl tubusu s namontovanými čty1~mi segmenty dvanáctidílné ochrarvné clony
při
1955
1951,
1956
1953
Fotog rafie planety Jupi-fera,8i.skané ·v letech 1953-56 na Li.dové h vězdáTně
v
Prostějově
V rovníkové zóně jsme pozorovali v uplynulých letech temné spOjnIce mezi N EB a SEB, zvané "mosty". Uvádíme počet kreseb, na nichž jsme v jednotlivých letech zakreslili "mosty": 1953: 47 %, 1954: 31 %, 1955: 22 %, 1956: 23 %, 1957: 8 % a 1958: 7 %. Množství pozorovaných "mostů" je zřejmě závislé na šířce rovníkové zóny. Přesto, že vzdálenost středů NEB a SEB zůstává stálá (asi 23°), v důsledku změny tloušťky NEB mění se tloušťka EZ. Když je rovníková zóna nejužší, je množství pozorovaných "mostů" největší. Tento zjev může mít mimo fyzikálního též fyziologický podklad. Rovníková zóna ani ostatní světlé zóny Jupitera nejevily v uplynulém pozorovacím období žádné anomálie. Polární oblasti byly obyčejně tmavé, jejich rozloha, temnost a zabarvení se s časem mění, avšak tato pozorování jsou obtížná a nepřesná. Během pozorovacího období jsme získali 78 snímků Jupitera na 51 foto grafických deskách 4,5 X 6 cm. Z toho bylo vyhodnoceno 42 snímků na 23 deskách. Z celého počtu snímků bylo asi 5 % snímků vynikající kvality. K podobnému výsledku jsme došli v roce 1956 při fotografickém sledování planety Marsu (ŘH, 1957). Získané fotografie potvrzují naše pozorování. Na snímcích byly zachyceny všechny hlavní pásy, zóny, polární oblasti, dále pak rudá skvrna, šedá skvrna a stín Jupiterova měsíce. Jeden negativ s rudou skvrnou byl proměřen na registračním mikrofotometru (ŘH, 1955). Část uvedených snímků byla zpracována metodou složených foto grafií dle Lyota, která se nám velmi dobře osvědčuje. Řada jevů a procesů, odehrávajících se na povrchu planety Jupitera, je dlouhodobé povahy a jejich fyzikální podstata není doposud spolehlivě Oibjasněna. Uvedená pozorování mohou být podkladem pro další sledování těchto dlouhodobých změn. Všem, kteří se na našich výsledcích podílejí, děkujeme za účinnou spolu práci. DR. OTTO SEYDL ZEMŘEL
Dne 19. února rozloučili jsme se v strašnickém krematoriu s bývalým ředitelem Státní hvězdárny RČS, dok torem Otto Seydlem, který zesnul po krátké churavosti dne 15. února 1959. Vzpomeňme tohoto českého astrono ma a oddaného historika 200letých dějin dnešního Astronomického ústa vu ČSAV. Narodil se 5. května 1884 v Merklí ně. Studoval matematiku, fysiku a astronomii na Karlově universitě, kde praktikoval v Astronomickém ústa vu, v edeném prof. Grussem. Zájem o astronomii osvědčují už počátky jeho literární činnosti: Článek o Hal leyově kometě v N. L. r. 1910 a další
73
naznačují jeho pozdější specializaci na dějiny této vědy. Po 12letém působeni školském byl r. 1921 přidělen na žádost tehdejšího správce Státní hvězdárny prof. dr. F. Nušla vědeckému personálu tohoto ústavu. Jsou jisté nutné předpoklady prósperity vě
74
v němž dlouhá léta bydlel a kde studoval jeho otec i děd. Vřelý za]em měl o hudbu - byl výborným houslistou - a o květiny, jichž byl horlivým pěs titelem. Ač dosáhl krásného věku, nečekali jsme, že tak náhle opustí své nejbližší a přátele. Byl to pečlivý vědec, čestný a laskavý člověk. Zachováme mu trva lou a vděčnou vZ4})omínku. B. Šternberk
drobné zprávy DRUHÁ UMĚLÁ OBĚŽNICE SLUNCE Americká armáda vypustila 3. břez na t. r. v 6hllm SEČ čtyřstupňovou raketu Juno II směrem k Měsíci. V hlavici posledního stupně rakety byla umístěna družice PioneeT IV vál cového tvaru o váze 5,8 kg. Družice se měla za 34 hod. přiblížit k Měsíci na vzdálenost 16 000 km a měla po skytnout informace o záření v blíz kosti Měsíce a zachytit měsíční po vrch na odvrácené polokouli. Raketa se však odchýlila od vypočtené dráhy asi o 4°, takže minula Měsíc dne 4. března ve 23h24m SEČ ve vzdále nosti 59 200 km. Z těchto dt'lvodt'l dru
žice nesplnila svt'lj vědecký úkol. Vzhledem k tomu, že raketa dosáhla dostatečné rychlosti, vymanila se z dosahu přitažlivosti zemské a stala se umělou oběžnicí Slunce. Radiové vysílače pracovaly bezvadně a poda řilo se udržet radiové spojení s družici až do 6. března 16h24 m, kdy byla od Země vzdálena asi 660 000 km. Podle předběžných zpráv vykoná druhá umělá oběžnice jeden oběh kolem Slunce za 392 dní; v přísluní bude od Slunce vzdálena 146.106 km, v odsluni 192.106 km.
VANGUARD II (19590:) Dne 17. února t. r. v 17 hod. 5 min. byla v USA vypuštěna šestá umělá družice Země, Vanguard II. Protože se jedná o první letošní dru žici, nese označení 19590:. Vypuštění této družice bylo opakováním neúspěš ného pokusu z 26 září m. r., kdy po dobná družice se nedostala na oběžnou dráhu a zanikla krátce po startu nad územím střední Afriky. Podle zprávy amerického Národního úřadu pro aeronautiku a kosmický prostor má Vanguard II kulový tvar, v prt'lměru měří 54 cm a váží 9,675 kg. Pohybuje se prt'lměrnou rychlostí 28 800 km za hod. a jeden oběh kolem Země vyko ná 126 minut. Dosahuje maximální SEČ
za
vzdálenosti od Země 3280 km, v mllll mální vzdálenosti je vzdálena 530 km. Z toho lze usuzovat, že Vanguard II bude obíhat velmi dlouho, řadu de.sí tek rokt'l. Sklon dráhy k rovníku je 34°. Družice zaznamenává pohyb obla kt'l na zemském povrchu pomoci dvou fotobuněk a teplotu uvnitř tělesa a údaje o pozorování vysilá na frekven ci 108 MHz. Družice byla vypuštěna pomocí tř"ístupňové rakety Vanguard. Raketa i družice jsou velmi podobné projektu ohlášené první americké dru žice, která měla být pt'lvodně vypuš těna k zahájení Mezinárodního geofy zikálního roku. J.B.
DISCOVERER (1959,8) Americké letectvo vypustilo 28. úno ra t. r. umělou družici Discoverer (1959,8) ze základny ve Vandenbergu v jižní Kalifornii. Satelit měl tvar vál ce a vážil 589 kg; byl vypuštěn po
mocí dvoustupňové rakety Thor, která váží 45 tun, má délku 20 m, prt'lměr 21h m a kapalinové raketové motory vyvinou tah 64 000 kg. Disco verer obihal nad severním a jižním
75
pólem zeměkoule, takže jeho dráha svírala s rovníkem téměř pravý úhel. Jeden oběh vykonal za 90 minut, mi nimální vzdálenost od povrchu zem ského byla 234 km, maximální vzdále nost 883 km. Družice měla být pfl.vod 'ně vypuštěna 25. února, avšak start byl z technických příčin odložen.
doba Discovereru tomu, Že družice za po měrně krátkou dobu zanikne. Dne 17. března bylo americkými úřady oznámeno, že Discoverer se jtž nepo hybuje po své oběžné dráze. O osudu družice ani o jejím zániku není dosud nic bližšího známo. Krátká
oběžná.
nasvědčovala
KOMETA SLAUGHTER-BURNHAM 1959a Podle oznámení Haa-vardovy observatoře nalezli Slaughter a Burnham zLo wellovy hvězdárny první kometu letošního roku. Objev komety má zajímavou historii. Na . Lowellově observatoři byly exponovány snímky pro měření vlast nich pohybfl. hvězd. Na fotografiích z 10. až 15. prosince m. r., které exponovali Slaughter a Burnham, bylo objeveno těleso kometárního charakteru. Z poloh tělesa na sn~mcích zlO., 13. a 15. prosince m. r. byly vypočteny tyto eleménty dráhy: T 1958 VIII. 4,53 SČ {ll 30,5730} ff = 348,973 1950,0 1, = 8,243 a = 5,00123 e = 0,51662.
=
=
Oběžná doba komelty je 11,18 roku (s neji'stotou několika měsícfl.), vzdále nost od Slunce v přÍ'sluní je 2,418, v odsluní 7,585 astro jednotek. Z těchto ele' mentů. byla vypočtena efemerida, podle niž kornetu našla E. Roemerová dne 2. února t. r. na snímku, exponovaném 40pa1covým reflektorem Námořni hvěz dárny USA. V té době byla kometa v souhvězdí Berana a jevila se jako difuzní těleso 18. hvězdné velikosti s centrálni kondenzací; ohon nebyl pozorován. Ko meta byla ve velmi výhooné 'Poloze k pozorování na konci mínulého ,roku. J. B.
SODíKOVÝ OBLAK SOVĚTSKÉ KOSMICKÉ RAKETY kosmické raketě, vypuš dne 2. ledna t. r., která se stala první umělou oběžnicí Slunce, byla kromě jiných přístrojů. umístěna zvláštní aparatura pro vytvoření 89díkového oblaku, jakési umělé sodíko vé komety. Sodíkový oblak byl vytvo řen dne 3. ledna asi ve 2 hod. SEČ, a to v době, kdy raketa byla v souhvěz dí Panny. V té době byla raketa vzdá lena od Země asi 113000 km. Na prvni straně přílohy (nahoře) přiná šíme snímek tohoto sodíkového obla ku, který byl získán ředitelem hor ské observatoře Pulkovské hvězdárny u Kislovodska, M. N. Gněvyševem. Fo tografie byla exponována dne 3. ledna t. r. v 1 hod. 57 mi1n. a expozični doba byla 20 vteřin. Bylo· užito komory o světelnosti 1:2 ve spojení .s e sodíko vým filtrem. Pro navázání na hvězdy V
těné
76
sovětské
aby bylo možno změřit polohu oblaku - byly exponovány doplňkové snímky bez filtru před a po expozici oblaku. Na uvedené fotografii má eblak prů.měr 3', takže jeho skutečný pruměr měřil asi 100 km. Vizuálně ani fotograficky v integrálním světle ne byl oblak pozorován. Pod snímkem Gněvyševovým (1 str. přílohy, dole) reprodukujeme fotogra fii Morrise Allana, která byla vydá vána za .snímek sodíkového oblaku. Podle zprávy, kterou přinesl angHcký denní tisk. a kterou převzaly novino vé a tiskové redakce na celém světě, byl snímek pořízen 3. ledna ve 2 hod . SEČ v Kingseat-HiII poblíže Dun ferm1ine. (Čs. tisková kancelář ho do dnes prodává jako takový za 20 Kčs.) Aut()r snímku a tři další reportéři prý pracovali s ručními fotografickými
přístroji a kamerami. a sodíkový oblak pozorovali po dobu téměř osmi minut. K této fotografii lze podo tknout jen tolik, že sodíkový obal ne znázorňuje a ani znázorňovat nemůže . Uvedení reportéři zřejmě pracovali v integrálním světle a nepoužili spe ciálního filtru s úzkou propustí v ob lasti sodíkového dubletu. Stejně tak nemohli oblak téměř 8 minut pozoro vat, protože vizuálně nebyl vůbec vi ditelný. Kromě toho, jak se lze pře svědčit jednoduchým výpočtem, v uve denou dobu a na uvedeném místě oblak musil prakticky právě vycházet, údajně
a to ještě na východním obzoru a ni koliv na jihovýchodě, jak je patrno ze světel Edinburghu, která jsou na snímku též zachycena. Z fotografie lze usuzovat, že rozměry skvrny budou tak asi řádově 1°, což by znamenalo, že oblak by ve skutečnosti musil mě řit ne 100 km, jak udává Gněvyšev, ale řádově 2000 km. Morris Al1an a jeho spolupracovníci fotografovali snad nějaký jiný úkaz na obloze, kte rý mylně vydávali za snímek sodíko vého oblaku sovětské rakety. J. Bouška a M. Kopecký
RELIÉFNí REPRODUKCE ASTRONOMICKÝCH FOTOGRAFIí V prvním čísle letošního ročníku ča sopisu Pokroky matematiky) fysiky a astr onomie uveřejnil dr. Ivan Šolc velmi zajimavé pojednání o použití ekvidenútometiické metody ke zvýše ní kontrastu fotografií. Princip meto dy je tam vysvětlen po stránce teo retické a není Ueba jej zde opakovat. Chci jen poukázat na časopis Říše hvězd) ročník 1933, ,kde byly uveřej něny fotografie touto metodou zhoto vené. V roce 1954 byla aplikována me toda na negakivy, zí's kané ve}kou Schmidtovou komorou na Mt. Palo maru. F. Zwicky ukázal, jak lze při ložením negativu exponovBmém v mod rém světle na diapo'ziJti'V zhotovený z negativu exponovaného v červeném světle rychle zjistit spektrální rozdíly hvězd nru velkých úsecích oblohy. Po dobným způsobem je možné zjistit proměnné hvězdy větších amplitud. (Viz Říše hvězd, 1956.) Význam reliéfní metody spočívá hlavně v tom, že napomáhá viditel nosti jemných podrobností. Je známá zkušenost, že takové podrobnosti jsou viditelné jak na negativu, tak i dia pozitivu, avšak v pozitivním procesu zaniknou. Reliéfní reprodukce je za chová. Tuto zkušenost jsme si osvěd čili při s'n ímku ze dne 5. 2. t. r., kde před rozlehlou hradbou protuberancí byly v čhrunosti vysoké, ale světelně velmi slabé výrony 'Sluneční hmDty. V pojednáních 1. Šolce je poznámka o pseudostereoskopických zjevech. Ty
vznikají mimo jiné také tehdy, když z j ediného negativu jeden z obrazů exponujeme na citlivý pa,pír prohnutý a skloněný pod určitým úhlem (asi 15°-20°). Při expozici zacloníme ob jektiv zvětšovacího přístroje, aby obraz byl vykreslen do hloubky. vý sledek můžete posoudit z repmduko vaného snímku Mare Crisia. Jestliže dovedete stereoskopicky vidět i bez pomocí stereoskopu, uvidíte jasně vy stupovat do výše h r adby skalních stěn, vroubících toto známé moře na MěSÍ ci. V tomto (pNpadě byly obě repJ'oduk-
Okolí kráterů KopeTníka a Keplera na Měsíci. Ekvidensitometrickd repro dukce zdůrazňuje asymet rii jasných pruhů na západ od Keplera
77
ce rozšířeny od západu k východu, aby vynikl skutečný kruhový tvar moře, perspektivně zkreslený polohou při okraji Měsíce. Obě uvedené metody jsou pomoc
ným reprodukčním prostředkem, jehož význam platí :pro určité případy a ne lze jej používat za každých okolností. J ose!
Klepe~ta
OKAMŽIKY VYSíLÁNí ČASOVÝCH SIGNÁLů V ÚNORU 1959
OMA 2500 kHz, 20h; OMA 50 kHz, 20h; Praha 1 638 kHz, 12h30m SEČ
(NM - neměřeno, NV nevysíláno) Den OMA 2500 OMA50 Praha ] Den OMA 2500 OMA50 Praha] Den OMA 2500 OMA50 Praha]
1 994 003 NM
2 995 004 995
3 995 004 996
4 995 004 NM
11
12
13
14
NV
NV
NV
007 999
005 998
21 995 001
22 996 006
NM
NM
NV
7 996 004 002
15
16
17
NV
NV
NV
NV
004 997
006 997
004
003
NM
003 996
18 995 004
NM
NM.
23 996 004 997
24 997 004 997
25 997 005 999
26 998 006 001
27 000 008 001
28 002 009
5
995
003
996
6 NV
005
8 997 006 NM
9 998 007 998
10 998 007 999
19 994 002 995
20 994 004 995
NM
V.
Ptáček
technický koutek OBJíMKA PRO ASTRONOMICKÉ ZRCADLO Pro mnohé 'konstruktéry-amatéry astronomických zrcadlových daleko: hledů bývá zn&čným problémem pro vedeni ohou konců tub-usu: upevněni zrcadla, odrazného zrcátka a jejich jemná justáž. V dílnách Oblastní li dové hvězdárny v PlznI je věnována konstrukcím těchto částí tubusu zvláštní pozornost a je snahou vyvi nout jednoduché a přitom napr.::sto spolehlivé objímky jak pro hlavní zrcadlo, tak i pro zrcadlo pomocné. V poslední do'bě byly v dUnách vy vinuty objímky pro hlavni zrcadla o průměrech 16, 18, 20 a 24 cm pro dalekohledy systému N ewtonova i Cassegrainova. Objímka se skládá ze tři hlavních částí:
Vlastní objímka) v níž j-e pevně uchyceno zrcadlo. Vpředu se zrcadlo opírá o Ui příchytky, na spodní částí je podpíráno dev:ti body, z nichž
vždy tři tvoři jedna podpěrka. Každá ze tří podpěrek je výkyvně u10žena na kulovém čepu a proti nežádoucí mu natočení zejména při montáži má vodicí čep. Kulové čepy jsou opa třeny závitem a jsou zašroubovány do žeber dna objímky. Axiální zajiš tění zrcadla v objímce se provede tak, že k
Vlevo obr. 1. Zadní pohled na kompletní objímku astronomického zrcadla pro Cassegrainův dalekohled. Místo okulárového výtahu je zamontována příruba pro fotografickou komoru (Exakta- Varex). Vpravo obr. 2. Přední pohled na objímku zrcadla (místo zrcadla nebroušený skleněný kotouč).
k tubusu. Objímka je k přírubě při chycena třemi páry šroubť1 jed ním přítažným a jedn:m odtlaČným. Tyto tři páry šroubť1 umožňují jem né a přesné naklánění o·b jímky se zrcadlem při justáži. Mezi pří'rubou a obj,í mkou je po obvodě mezera jen 0,5 mm. Pří.ruba je pevně přichyce na šesti šrouby k tubusu, ,který mť1že hýt kruhového, Š€stihranného nebo i
čtvercového
,prť1řezu.
př:ruby uzavírá zadní pří ruby a přístup k ohjímce.
stra nu Víko kryje justážní šrouby objímky zrcadla a zabraňuje tak náhodnému povolení justážních šrou.bů. a tím rozcentrování dalekohledu. Víko
Pro dalekohled systému Newtono va je víko příru.by plné, .pro systém Cassegrainů.v je vrtané se závitem pro okulárový výtah nebo jiné zaří zení dalekohledu. Proto i dno objím ky je upro,střed opatřeno kruhovým výřezem (jednotně provedeno pro oba systémy). Hlavni části objímky jsou 'zhotov.e ny z hliníkové slitiny, drobné., sou části z mosazi. Povrchová úprava vnitřních částí (uvnitř tubusu) je matně černá, vnější části jsou opatře ny krystalickým lakem v libovolné barvě.
Bohumil M aleček
Vlevo obr. 3. Pohled na zadní část příruby po odkrytí víka. Patrné jsou tři páry justačních šroubu a zajišťovací matice kulových čepu. Vpravo obr. 4. RozebrCllná kompletn'Í, obfí.mka zrcadla.
79
" - - - - - - nové knihy a publikace ---------' Bulletin čs. astronomických 10, číslo 1 ohsahuje tyto
roč.
ústavů) vědecké
práce: L. Křivs'ký 13.> B. Ró.žičková: Vztah typů erupcí k anomálním for mám atmosférických poruch s ohle dem na jejich mohutnost ~ Z. Švest ka: Stlumení a Starkovo rozšířeni Balmerových čar M. Kopecký: Rychlost sluneční rotace mezi 40° a 50° heliografické šířky - L. Perek: Rozložení hvězdných populací v pro storu - F . Janák a P . Mayer: Porov nání radiálních rychlostí hvězd tříd OB a cefeid v Perseu - A. Hruška: Poznámkl3" k vlivu tlaku záření na mezihvězdné čá;stice A. Hruška: Vzájemné působení hvězd a mezi hvěz,d né hmoty G. Karský: Vliv ref rakční paralaxy na pozorování me teorů a umělých družic Země Z. Se kanilna: Fyzikální parametry komety 1943 1'- Z. Ceplecha: Barevný index meteorŮ.
Studia g eophysica eť geodaetica) 2, číslo 4, ohsahuje řadu vědec
roč .
kých pojednání a krátkých sdělení z aho'ru geofyziky a meteorologie. Naš e č tenáře bude hlavně zajímat práce E. Buchara: Pohyb uzlu sput nika 2 (1957,6) a zploštění Země a F. Linka: Emise vysoké atmosféry během sDumraku (I. Metoda výzku mu). O. Zich a kolektiv: Moderní logika. Orbis, PraTh31 1958; str. 244, brož. Kčs 11,-. V posledních letech se mo derní logika stále více uplatňuje ne jen v matema:tice, ale i v různých technických oborech, v ekonomii, v biologii a především v kybernetice. Knížka, která vyšla ja'ko 7. svazek Malé moderní encyklopedie, vznilkla z přednášek na katedře logiky Karlo vy unwersity; představuje první sou hrnnou práci na toto téma" a je cen ným příspěvkem k teorii oborů, jež budou mít pro lidskou SlPolečnost stále větší význam.
E. Klesl: Raketové zbraně. Naše vojsko, Praha 1958; 276 str., vázané KČ3 14,90. Vojenský význam ,r aket od druhé světové války stále stoupá a dnes jsou rakety zavedeny do armád snad všech větších států; jejich úko Jem má být co nejdokonaleji ničit a za"bíjet. Listujeme-li v Kleslově kniž ce, uvědomujeme si, že těchže raket ovšem po výměně nálože za vědecké přístroje by se dalo použít k mno hem prDspěšnější činnosti. Kolem Země hy moh'ly obíhat stovky umě lých družic a -kolem Slunce by se mohly pohybovat de3ítky umělých oběžnic. A naše informace nejen o bliz>kéIT). okolí Země, ale i o mezi planetárním prostoru by byly podstat ně dokonalejší, než jsou dnes. Kleslo va knížka je však nicméně zajímavá a poučná. Seznámí čtenáře s raketo vými motory, s I'aketovými z.braněmi a jejioh řídícími systémy, s historii rakety, s raketami Ipoužívanými za poslední války i s raketovými zbra němi sDučasn03ti. Závěrečná kapitola je věnována umělým družicím. V pře hlednýoh tabulkách Jsou uvedeny nej dŮležitější údaje D jednotlivých ra ketách. J. B. O. Thomas: Sternzeiger. Na,k l. "Das Bergland-Buch", Salzburg/ Stuttgart 1958; cena DM 1,90. - Vtipně sesta vená pomůcka umožňuje snadnou orientaci na obloze. Pomocí jednodu ché tabulky zjistíme hvězdný čas pro pozorovací okamžik a podle hvězd ného času v)'lhledáme příslušnou map ku, která odpovídá poloze hvězdné oblohy. Mapek je 12 (pro každou sudou hodinu hvězdného času) a jsou velmi přehledné, !protože souhvězdí jsou značena symbolicky. Pomůcka je tištěna na tuhém papíře, má kape3ru formát a jistě dobře poslouží začá te,čníkům p-ro první seznámení se sou hvězdími.
J. B.
Vydává ministerstvo školstvi a kultury v nakladatelstvi Orbis, národ ni podnik, Praha 12, Stalinova 46. - Tiskne Orbls. tiskařské závody. národni podni~, závod č. I, Praha 12, Slezská 13. - RozSifujc PoMovni novinová služba. A - 19211
Nahoře
fotografie protuberance) reprodukovaná ekvidenzitometrickou metodou. Porovnáte-li snímek téže protubercvnce v Říši hvězd 2/1959) můžete posoudit význam metody. Dnešní reprodukce nám představuje pozdější fázi protube rance. Dole pseudostereoskopický snímek Mare Crisia z jedilného negativu) získaného na Lidové hvězdárně v Praze na Petříně. (Ke zpravě na str. 77.)
